Unidad 1 ► Factores astronómicos del clima  Radiación solar. Espectro de la radiación solar. Radiación solar en el tope de la atmósfera. Distancia tierra-sol. Excentricidad de la eclíptica. La ecuación del tiempo. Altura del sol en función de la latitud, día del año y hora. Duración del día en función de la latitud y día del año. Radiación solar diaria en función de latitud y día del año.

División aproximada del espectro solar en varias bandas de colores y regiones de energía Ultravioleta < 0.4 µm 8.03 % 8.03 % VisibleVioletaAzulVerdeAmarilloNaranjaRojo – – – % % Infrarrojo > 0.77 µm % %

Isc = σ T 4 4 Π R 2 Isc = 4 Π r s 2 σ T s 4 llega a la superficie de la sale del sol llega a la superficie de la sale del sol esfera donde esta la Tierra esfera donde esta la Tierra

Temperatura de cuerpo negro del Sol Ts= (Isc R ²/ σ rs ² ) ¼ R = km. Distancia media tierra-sol rs = km. Radio del sol σ = Stefan Boltzman cte =5,6697 x W/m 2 k 4 Isc = 1367 W/m 2  Ts = 5777 ºK

La distancia tierra sol ► La radiación que llega al tope de la atmósfera terrestre es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. ► Isr = σ Ts 4 rs²/R² Rmin = 0,983 AU ~ 3 enero en el perihelio Rmax = 1,017 AU ~ 4 julio en el afelio Rmed ~ 4 abril y 5 octubre ► Isr R² = Isc Rm²  Isr = Isc (Rm/ R) ² ► Estas distancias están influenciadas por otros cuerpos celestes. Pero estas alteraciones son conocidas y están en el almanaque náutico publicado por el observatorio naval de EE.UU. ► Isr = Isc Eo

Eo = (R medio/ R) 2 Eo = 1, , cos Γ + 0, sen Γ + 0, cos 2Γ + 0,00077 sen 2Γ Γ = 2 π (d n – 1)/365 dn : 1= 1 enero Aproximación Eo = 1 + 0,033 cos[(2πd n /365)] E0 = (Rmed/R) ² es la corrección por excentricidad y se puede aproximar por una serie de Fourier

La ecuación del tiempo Et ► ► El tiempo solar está basado en la rotación de la tierra sobre su eje. El día solar es el tiempo en que el sol parece cumplir un ciclo completo sobre un lugar sobre la tierra y no es exactamente 24 hs. ► ► El día solar varía a lo largo del año porque:   El eje de la tierra tiene un ángulo con respecto a la eclíptica y.   La Tierra barre áreas desiguales de la eclíptica en días distintos ► ► Discrepancias de un día a otro de hasta 30 minutos son posibles. La ecuación del tiempo en minutos (discrepancia con el tempo medio del día) es otra vez en términos de Fourier de Γ ► ► Et = 229,18 [0, , cosΓ – 0, senΓ – 0, cos2Γ – 0,04089 sen2Γ] ► ► Es una aproximación, mayor exactitud en el almanaque naval.

► (TLA) Tiempo local aparente = (TLM) Tiempo local medio + Et ► Como generalmente la hora que se usa es la de otro meridiano = TLS ► TLM = Tiempo local standard (TLS) + corrección por longitud (CL)  CL = 4 (Ls – Ll), Ls = longitud standard, Ll = longitud local es<0 si Ls está al este de Ll ► Así TLA = TLS + 4 (Ls – Ll) + Et ► Es la ecuación que vincula el tiempo standard y el solar de un lugar medidos ambos en minutos.

cos(θs) = cos(90 –Φ) cos(90 – δ) + sen(90 – Φ) sen(90 – δ) cosh ► Donde h es el ángulo horario medido desde el mediodía  Se deduce la duración del día Simplificando cos(θs) = sen Φ senδ + cos Φ cosδ cos h cos(θs) = sen Φ senδ + cos Φ cosδ cos h (duración del día ?..) ► Por lo tanto la radiación solar inicialmente en una superficie horizontal es ► Ih = Isr [sen Φ senδ + cos Φ cosδ cos h]